Критическим моментом в рассуждениях Чандрасекара была разница в физическом поведении вырожденного газа при низких и высоких температурах. В последнем случае электроны обладают достаточно большими энергиями, так что их скорости сравнимы со скоростью света. В таких случаях необходимо принимать во внимание эффекты частной теории относительности Эйнштейна1081 Именно это и сделал Чандрасекар в своих вычислениях.
1081В частной теории относительности вводятся новые представления о том, как проводятся измерения в пространстве и времени, существенно отличающиеся от представлений, восходящих к Галилею и Ньютону. Этими различиями можно пренебречь для частиц, движущихся со скоростью, много меньшей скорости света, но когда скорости частиц близки к скорости света, этого сделать нельзя.
Ещё до работы Чандрасекара Фаулер также изучил поведение вырожденного вещества, но в нерелятивистской теории. Согласно вычислениям Фаулера, все звёзды, какова бы ни была их масса, в конце концов порождают внутренние давления, обусловленные вырожденными электронами, которые достаточны, чтобы удержать звёзды в состоянии белых карликов. Вычисления Чандрасекара, учитывающие релятивистские эффекты, изменили этот вывод и привели к установлению критического предела массы 1,4 M☉.
Когда Чандрасекар доложил этот важный результат на заседании Королевского Астрономического общества в Лондоне 10 января 1935 г., его работа не получила той поддержки и одобрения, которых, несомненно, заслуживала. Причина была в том, что не кто иной, как Эддингтон выразил глубокий скептицизм по поводу использования в таких вычислениях «релятивистского вырождения».
Если опустить техническую сторону дела, то больше всего Эддингтона в выводе Чандрасекара беспокоила судьба той невезучей звезды, которая превысит чандрасекаровский предел массы и не сможет поэтому сохранить равновесие и воспрепятствовать сжимающей силе тяготения. Эддингтон говорил: «Звезда будет все излучать и излучать, сжиматься и сжиматься до тех пор, как я думаю, пока её радиус не достигнет нескольких километров, в этом случае тяготение станет достаточно сильным, чтобы удержать излучение, и тогда-то звезда сможет, наконец, обрести покой... Я полагаю, что должен быть какой-то закон Природы, препятствующий тому, чтобы звезда вела себя так абсурдно!»
Эддингтон совершенно правильно представил себе конечную судьбу несчастливой массивной звезды, но он ошибался в своих ожиданиях от «Природы». Мы вернёмся к его замечанию в гл. 10.
Хотя насмешливая критика Эддингтона помешала немедленному признанию предела Чандрасекара, в конце концов работа была замечена и оценена по достоинству. Забавно, что всего лишь десятилетием ранее сам Эддингтон подвергся жестокой критике за новаторскую идею о том, что ядерная энергия может быть источником света звёзд, и должен был прождать несколько лет, пока идея не получила признания! НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ
Рассмотрим теперь сердцевины звёзд, оставшиеся после взрыва сверхновых. Они принадлежат звёздам, значительно более массивным, чем те, сердцевины которых стали белыми карликами. Таким образом, мы имеем дело с состояниями вещества, намного более горячими и плотными, чем у белого карлика.
Чтобы понять это состояние вещества, вернёмся к истории массивной звезды до того, как она стала сверхновой. Сценарий, описанный в гл. 8, завершался тем, что после образования ядер группы железа процессы синтеза прекращались и сердцевина звезды начинала сжиматься. В этот момент было сделано утверждение, что сжимающаяся сердцевина внезапно встречает сопротивление и отскакивает назад. Именно этот отскок заставил звезду взорваться и потерять оболочку.
Что же заставляет сердцевину звезды отскочить назад?
Теперь мы можем дать ответ. Когда сердцевина сжимается, она начинает нагреваться. Приток тепловой энергии начинает разбивать сильно связанные ядра группы железа. Этот процесс обратен процессу синтеза. Там нам удалось извлечь энергию, объединяя более лёгкие ядра с образованием тяжёлого ядра. Здесь же тяжёлое ядро разбивается на части, поглощая энергию, поставляемую нагретой сердцевиной. Разрушение ядер приводит к появлению свободных протонов и нейтронов.
Нейтрон в лаборатории не может долгое время оставаться стабильным. Если в любой данный момент времени у нас имеется группа свободных нейтронов, то по прошествии примерно 12 мин половина из них распадётся на протоны, электроны и антинейтрино. (Приставка «анти» означает, что эта частица антиматерии, соответствующая нейтрино, точно так же, как «позитрон» — античастица, соответствующая электрону.) Реакцию можно записать в виде
n → p + e- + ν
(Знак «минус» в символе e- означает, что электрон отрицательно заряжен, чёрточка в символе ν означает, что это антинейтрино, т.е. античастица по отношению к нейтрино.)
Однако в сердцевине нейтроны не распадаются. Происходит совершенно обратное! Протоны в сердцевине соединяются со свободными (потерянными атомами) электронами, образуя дополнительные нейтроны:
e- + p → n + ν.
Этот процесс называется нейтронизацией вещества. В обычных условиях в земной лаборатории он не происходит, но становится вполне рядовым в том необычайно плотном состоянии вещества, которое имеется в сжимающейся сердцевине. Таким образом, весьма быстро сердцевина становится состоящей в основном из нейтронов.
Эти нейтроны теперь играют ту же роль в создании давления вырождения, что и электроны в белых карликах. К нейтронам применим тот же принцип Паули, не позволяющий им стать слишком тесно упакованными. Именно это сопротивление в первую очередь ответственно за отскок сердцевины (рис. 58), предшествующий взрыву сверхновой.
Рис. 58. Центральное ядро из вырожденных нейтронов препятствует коллапсу внешних частей сердцевины звезды и заставляет её раздуться
Как только оболочка будет сброшена взрывом, сердцевина начнёт опять сжиматься и вновь вступит в действие давление вырожденных нейтронов. Может, последовать другой отскок, так что сердцевина может несколько раз совершить колебания, прежде чем прийти в спокойное состояние, в котором имеется точный баланс между давлением вырождения и гравитацией, — если, конечно, полная масса сердцевины опять не слишком велика.
Дело в том, что здесь мы имеем ситуацию, похожую на ту, которая была обнаружена Чандрасекаром для белых карликов. Имеется предел для массы той звезды, которая может удерживаться в равновесии вырожденными нейтронами. Этот предел вычислен не слишком точно, так как физические свойства вещества при плотностях, в миллионы миллиардов раз превышающих плотность воды, недостаточно хорошо известны. Но большинство исследователей склоняется к тому, что предел массы близок к значению 2 М☉. Звёзды с массами ниже этого предела могут удержаться в равновесии и называются нейтронными звёздами.
Рис. 59. Разрез нейтронной звезды, на котором показано изменение её состава от центра к поверхности, рассчитанное на основе теоретической модели. Цифры внизу указывают плотность областей I—V по отношению к плотности воды
На рис. 59 схематически показано строение нейтронной звезды из разных форм вещества — от самого плотного состояния в центре до сравнительно разреженного во внешней оболочке. Следует помнить, однако, что даже эти разреженные внешние силы (по книге именно силы) имеют такую же плотность, как внутренние слои белого карлика! Заметим также, что звезда на рис. 59 на 40% массивнее Солнца, но радиус её равен всего 16 км.
Как можно реально обнаружить нейтронную звезду? Уже упоминалось, что она слишком слаба и слишком горяча на поверхности, чтобы попасть на стандартную диаграмму Г—Р. Есть ли другие пути доказательства существования таких объектов в данном районе Галактики?